Recentes Avanços sobre a Atividade Solar

Apresentação em tema: "Recentes Avanços sobre a Atividade Solar"— Transcrição da apresentação:

1 Recentes Avanços sobre a Atividade Solar
Capa Adriana V. R. Silva CRAAM - Mackenzie IV Workshop: Nova Física no Espaço, 22/02/2005

2 Sumário Atividade Solar Introdução: Avanços recentes:
Ciclo de atividade de 11 anos Regiões ativas Explosões e CMEs Avanços recentes: Explosões solares Emissão no submm (SST) Emissão em raio-X (RHESSI) Sumário Introdução

3 Fotosfera: superfície até 300 km, T=5780 K, manchas solares
Cromosfera: até 3,000 km acima da superfície, T= K Solar Atmosphere Coroa: vários raios solares, T=2-4 million K, vento solar

4 Atividade Solar Devido ao campo magnético Duração de 11 anos
Manifestações: Manchas solares Erupção de filamentos Explosões solares Ejeções de massas coronais

5 Explosões solares: até 1025J liberados em 100-1000 segundos, ocorrem em regiões ativas.
Ejeções de massa coronal (CME): kg arremessados com centenas de km/s, J. Erupção de filamentos: ou proeminências, material frio ( K) suspenso por campos magnéticos acima de linhas neutras. Fonte de energia: reorganização de campos magnéticos. Periodicidade de 11 anos: maior ocorrência e intensidade em épocas de máximo solar. Atividade Solar Introdução

6 Obs. de manchas solares pelos chineses há 3000 anos
Obs. de manchas solares pelos chineses há 3000 anos. Estudo sistemático por Galileu a partir de 1610; periodicidade de 11 anos no número de manchas, explosões solares, ejeções de massa, brilho da coroa em raio-X; máximo > 100 manchas; Ciclo de atividade Introdução

7 Ciclo de atividade 1996 Introdução 1991

8 Manchas solares manchas escuras nas imagens do sol em luz visível;
mais frias do que a superfície ao redor; regiões de altas concentrações de campo magnético; Manchas solares

9 Imp. Gradual PH Fenômenos mais energéticos ( J) e rápidos (até milisegundos) da coroa solar; emissão em todo espectro; Explosões solares Introdução mm

10 Explosão solar Súbita liberação de grandes quantidades de energia (segundos a minutos). aquece o plasma local acelera partículas até altas energias (elétrons até ~100 MeV e íons ~10 GeV) e produz grandes quantidades de radiação e partículas fonte de energia  campo magnético

11 Emissão decimétrica Aceleração de partículas Explosões solares

12 Partículas propagando Explosões solares

13 e- aprisionados emissão rádio Explosões solares

14 Explosões solares Emissão raio X Emissão raio X

15 Explosões solares evaporação emissão raio-X mole

16 Explosões solares Liberação da energia no topo de arcos magnéticos;
Introdução Liberação da energia no topo de arcos magnéticos;

17 CME Detectadas na década de 70 (OSO-7) por coronógrafos;
CME tipo halo dirigidas para Terra; Ocorrem junto com erupção de proeminências (70%), explosões (40%), ou sozinhas; CME Grande fração da coroa envolvida na instabilidade e ejeção; Observação da diminuição da emissão raio-X e EUV é uma evidência da perda de matéria coronal  material proveniente da baixa coroa. Introdução

18 CME Dois tipos de CME: Gradual: 400-600 km/s, aceleração
Impulsiva: km/s, desaceleração Grande influência na Terra. CME Introdução

19 Clima Espacial Introdução

20 Partículas energéticas, radiação, campos magnéticos e choques ao alcançar a Terra podem causar:
perigo para astronautas no espaço; alteração nas órbitas de satélites; tempestades geomagnéticas; apagões da rede elétrica; alterações na ionosfera afetam as comunicações de longa distância comportamento errático de instrumentos de navegação alterações na camada de ozônio auroras Clima espacial Introdução

21 Explosões Solares (avanços recentes)

22 Rádio x Raio-X Evolução temporal em rádio similar a dos raios-X. os quais também são produzidos durantes as explosões; Emissão rádio de altas freqüências e raios-X são produzidos pela mesma população de elétrons acelerados; Emissão rádio produzida por diferentes mecanismos dependendo da freqüência: Decimétrica: emissão coerente Micro-ondas: giro-síncrotron Mm e submm: giro-síncrotron+bremsstrahlung térmico

23 Telescópio Solar Submilimétrico (SST)
Localização: Observatório CASLEO na Argentina (2500 m) 2 freqüências: 212 GHz (4 receptores) 405 GHz (2 receptores) Resolução temporal de 5 ou 40 ms Dedicado a obs. Solares.

24 Explosões em rádio de altas freqs (212 e 405 GHz)
Emissão apresenta duas componentes: “bulk” (minutos), cujo espectro é o prolongamento da radiação girosíncrotron observada em microondas; pulsos (sub-segundos) com espectro crescente. Explosão gigantesca (4-nov-2003) emissão “bulk” com espectro crescente – pico em freqs. THz.

25 Raio-X mole Raio-X duro Micro-ondas mm

26 04-nov-2003 flare Classificação GOES: X28 (maior explosão já detectada) Observada em raios-X, ultravioleta, Ha, micro-ondas and e submilimétrico pulsos de 1000 sfu com duração de ms espectro crescente até 405 GHz Kaufmann et al. (2004)

27 Micro-ondas 405 GHz 212 GHz Pulsos

28

29 Espectro rádio Nova componente THz

30 Pulsos de subsegundos Duração de 100 ms a 1 s.
Raulin et al. (2003) Pulsos de subsegundos Duração de 100 ms a 1 s. Taxa de ocorrência de e perfil temporal das amplitudes dos pulsos acompanham a evolução da emissão gradual (“bulk”). Espectro crescente bulk amplitude rate

31 Pulsos x CME Pulsos de 100 K com duração de 100 a 300 ms;
Kaufmann et al. (2003) Pulsos x CME Explosão de 22/03/2000 Pulsos de 100 K com duração de 100 a 300 ms; Início dos pulsos coincide com o tempo de saída da ejeção de massa coronal (CME).

32 1.

33 RHESSI Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager
Lançado em 5-fev-2002 Imagens de raios-X Alta resolução espacial (2”), espectral (1-5 keV) e temporal (10 ms) Espectro de raios-X e gama 3 keV a 15 MeV Objetivo: Explorar a física dos mecanismos de aceleração de partículas e liberação explosiva de energia em explosões solares. RHESSI

34 Resultados recentes 181 publicações nos últimos 3 anos
1a imagem de uma explosão solar em raios-; Movimento // das fontes X localizadas nos pés dos arcos magnéticos; Movimento vertical de fontes coronais Linhas de raios- de Fe, Mg, Si, Ne, C e O, resolvidas pela primeira vez em flares; Microflares Resultados recentes

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36 X-Class Flare of 2002 July 23 00:27:20–00:43:20 UT GOES X4.8
Location: S13E72 (Lin et al. 2003)

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38 Primeira imagem em  Linhas raios- produzidas pela colisão nuclear de íons energéticos com a atmosfera solar. 2.223 MeV: linha de formação de deutério por captura de neutrons. centróide da emissão de MeV deslocado de 20” da emissão de MeV (bremsstrahlung de elétrons) diferença em aceleração e/ou propagação entre os elétrons e os íons acelerados em explosões solares. Explosão de 23-jul-2003 (TRACE+RHESSI)

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40 Movimentos das fontes X
3+ fontes X > 30 keV: pés dos arcos magnéticos Uma das fontes move-se por 10 min ao longo dos pés da arcada de campos magnéticos. Velocidade do movimento das fontes associada com o fluxo da emissão X. Reconexão magnética: taxa alta de reconexão das linhas de campos magnéticos (maior velocidade dos footpoints) produzem mais elétrons energéticos por unidade de tempo e portanto maior emissão X. Movimentos das fontes X

41 Fonte coronal Sui & Holman 2003
Imagens (10-25 keV) 12-25keV 25-50 keV Evolução da fonte coronal acima do topo do arco magnético: Separação Stationária ~ 2 mins Velocidade de 300 km/s

42 Loop-top source Stochastic Acceleration throughout the loop - Miller/Petrosian

43 Espectro teórico de uma explosão solar
Thermal Bremsstrahlung T = 2 x 107 K T = 4 x 107 K Nonthermal Bremsstrahlung π0 Decay Positron and Nuclear Gamma-Ray lines

44 RHESSI solar count spectrum from 11:06:20 – 11:10:04 on Oct. 28, 2003
e+ - e- n-capture bremsstrahlung narrow lines broad lines RHESSI solar count spectrum from 11:06:20 – 11:10:04 on Oct. 28, 2003 (Smith et al. 2003)

45 23 July 2002 flare nuclear de-excitation lines (Smith et al. 2003)

46 Linhas  Produzidas pela de-excitação de íons (C, O, Ne, Mg, Si, Fe);
Resolvidas pela primeira vez; Redshift 0.1%-0.8% decrescendo com a massa do íon; Redshift maior do que o esperado para uma distribuição isotrópica de íons em um campo magnético radial => campo magnético inclinado de 40o com relação à superfície.

47 Microflares 1 hora de obs. em 2-mai-2002
Pelo meno 7 eventos com emissão com energias > 3 keV Spectro na fase impulsiva (E>7 keV): térmico + lei-de-potência ( ~ 5-8) E~ erg Característica similares a das explosões normais. Microflares

48 Microflares de Regiões Ativas Krucker et al. 2002

49 Flares/Microflares em regiões ativas
Distribuição de explosões tem um índice < 2, i.e. a energia fornecida pelas explosões solares não é suficiente para aquecer a coroa solar (e.g. Crosby et al. 1993, Shimizu et al. 1997) Mas e se a distribuição tiver uma inclinação maior para energias?  aquecimento por microflares/ nanoflares